Materi gelap, AGN & exotic objects
Pelatihan OAN, 7 Juli 2006
Hesti Wulandari
Prodi Astronomi - ITB
Dark Matter (Materi Gelap)
Galaksi-galaksi berisi:
- Gas
- Bintang
- Lainnya?
Dark matter di galaksi
“Menimbang” sebuah galaksi
Penurunan kecepatan sebuah bintang bermassa m
yang bergerak melingkar dengan radius r (massa
ya...
atau
G
vr
Mr
2
=
Massa yang dilingkupi oleh radius r dapat dipelajari
dengan dengan melakukan observasi untuk
mengukur v.
...
Untuk sistem Tatasurya, M(<r) = Msun, sehingga
M(<r) hampir tidak berubah dengan radius
(M ~ konstan)
2
1
)(
)(
−
∝
==
rrv...
Keplerian
Bagaimana untuk sebuah galaksi spiral?
r
GM
rv r
=)(
Ukur kecepatan orbit v pada
radius r yang berbeda-beda
Pengukuran kec...
λ∆∝v
Kurva rotasi galaksi datar
Juga berlaku untuk
Galaksi kita
G
vr
Mr
2
=
Ingat
Kurva rotasi datar, v ≈ konstan, sehingga
rMr ∝
Mass meningkat dengan
radius
Kebanyakan massa
ada di sin...
Kemungkinan penjelasan:
⇒ Gravitasi tidak mengikuti hukum Newton
(hukum invers kuadrat) pada skala besar (MOND)
⇒ Galaksi2...
Definisi:
Dark matter adalah materi yang tidak luminous, yang
(saat ini) tidak dapat dideteksi secara langsung dengan
meng...
M(<r) = M(stars, gas) + M(Dark Matter) ∝ r
“luminous matter”, mendominasi
kurva rotasi pada r kecil
mendominasi pada r
bes...
Kontribusi dark halo menghasilkan kurva rotasi yang flat
Ukuran cluster galaksi: 1000-3000 kpc,
10-30x lebih besar dari ukuran sebuah galaksi
Resep:
1.Ukur massa gravitasi total
2...
Fritz Zwicky
Penemuan dark matter di cluster
galaksi oleh Fritz Zwicky
•Tahun 1930-an Zwicky mengukur
kecepatan orbit gala...
• Terlalu aneh untuk tahun 1930-an, jadi
diabaikan dan hanya dianggap sebagai
problem yang tidak terpecahkan.
Tidak siap u...
Perubahan besar dengan
adanya studi sinar-X untuk
cluster galaksi pada tahun
1970-an
Clusters berisi gas panas
(108K) yang...
Hal serupa dijumpai pada studi cluster2 galaksi
yang lain.
Secara umum 80 – 85% materi dalam cluster
galaksi berupa dark m...
Besarnya massa menentukan
nasib akhir alam semesta kita
Hal ini tergantung pada apa
yang disebut kerapatan kritis
(critica...
Pengukuran anisotropy cosmic microwave background
dengan WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)
satelit bersama penga...
Hasil berbagai pengamatan:
Ωtot=1.02±0.02
Ωm=0.27 ± 0.04
ΩΛ=0.73 ± 0.04
Ωb=0.044 ± 0.004 ⇒ kontribusi baryonic matter
Lumi...
Baryonic DM
Non-baryonic DM
Baryonic & non-baryonic problems
Kandidat untuk baryonic dark matter
MACHOS (Massive Astrophysical Compact Halo Objekt)
▪ bola hidrogen (Jupiter like, 0.00...
Kandidat untuk non-baryonic dark matter
Hot dark matter (HDM)
- Neutrino
Jika neutrino memiliki massa dalam rentang 10-50 ...
Eksperimen atmospheric
neutrino Super-Kamiokande
(Tokyo) dengan 50 ribu ton air,
detektor diletakkan 1km di bawah
gunung
E...
Cold dark matter (CDM)
- WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles)
WIMPs:
Semua partikel netral yang masif dan berinter...
Jika massa neutralino ~ 100 GeV maka Ω ~ 1.
Accelerator LEP di CERN memberikan limit bawah
massa neutralino 34 GeV.
Cara mendeteksi WIMPs
Deteksi tak langsung (indirect)
Mencari produk annihilasi dari neutralino dan anti
neutralino, seper...
Deteksi langsung (direct)
Prinsip deteksi langsung:
Mencari elastic scattering WIMP dengan inti atom-inti
atom dalam sebua...
Kendala deteksi langsung
Flux WIMPs besar tapi terdapat kendala untuk
mendeteksi:
Kendala Solusi
interaksi dengan materi t...
Cara meminimalisasi background
• Menempatkan detektor di
laboratorium bawah tanah
• Membuat radioaktivitas dalam detektor ...
Puluhan eksperimen, hanya DAMA melaporkan mendeteksi
WIMPs berupa annual modulation
Total exposure: 107731 kgd
Exclusion Plot
DAMA
CDMS SUF
EDELWEISS
CDMS Soudan
Sayangnya DAMA evidence tidak didukung oleh
hasil eksperimen lain
Kesimpulan
• Dark matter ada!
• Mayoritas dark matter non baryonic
• Dark matter harus ‘dingin’ (CDM)
• Hasil DAMA masih k...
Jika anda dapat membuktikan keberadaan
dark matter, anda pasti akan mendapat
hadiah Nobel!
Active Galactic Nuclei & Quasar
Active Galaxy/Active Galactic Nuclei (AGN):
Galaksi yang memiliki inti yang aktif (mengemisikan
sejumlah besar energi dan/...
Diagram sebuah active galaxy,
menunjukkan komponen2 utama
Ground Based dan Hubble Space Telescope
image Active Galaxy NGC ...
Tipe-tipe AGN:
• Seyfert
• Quasar
• Blazar
Meskipun tipe2 ini kelihatan sangat berbeda,
kemungkinan mereka adalah obyek se...
• Seyfert
- Galaksi2 Seyfert merupakan low-energy gamma sources
(sampai sekitar 100 keV)
- Yang pertama ditemukan adalah N...
• Dipercaya bahwa galaksi Seyfert dan quasar pada dasarnya
adalah tipe obyek yang sama, hanya dilihat pada arah yang
berbe...
Daerah di langit yang memuat quasar PKS 0528+134, ditunjukkan pada
Dua saat yang berbeda menggunakan instrumen EGRET instr...
• Blazar
- mirip (salah satu relativistic jetnya mengarah ke Bumi)
tapi tidak seterang quasar.
- Di antara tipe-tipe AGN, ...
Oan dm
Oan dm
Oan dm
Upcoming SlideShare
Loading in …5
×

Oan dm

256 views

Published on

0 Comments
0 Likes
Statistics
Notes
  • Be the first to comment

  • Be the first to like this

No Downloads
Views
Total views
256
On SlideShare
0
From Embeds
0
Number of Embeds
1
Actions
Shares
0
Downloads
7
Comments
0
Likes
0
Embeds 0
No embeds

No notes for slide

Oan dm

  1. 1. Materi gelap, AGN & exotic objects Pelatihan OAN, 7 Juli 2006 Hesti Wulandari Prodi Astronomi - ITB
  2. 2. Dark Matter (Materi Gelap)
  3. 3. Galaksi-galaksi berisi: - Gas - Bintang - Lainnya? Dark matter di galaksi
  4. 4. “Menimbang” sebuah galaksi Penurunan kecepatan sebuah bintang bermassa m yang bergerak melingkar dengan radius r (massa yang dilingkupi orbit = Mr=M(<r)) Gaya gravitasi = gaya sentrifugal r GM rv r mv r mGM r r = = )( 2 2
  5. 5. atau G vr Mr 2 = Massa yang dilingkupi oleh radius r dapat dipelajari dengan dengan melakukan observasi untuk mengukur v. Bagaimana caranya?
  6. 6. Untuk sistem Tatasurya, M(<r) = Msun, sehingga M(<r) hampir tidak berubah dengan radius (M ~ konstan) 2 1 )( )( − ∝ == rrv r GM r GM rv r Kecepatan orbit berkurang dengan radius Keplerian
  7. 7. Keplerian
  8. 8. Bagaimana untuk sebuah galaksi spiral? r GM rv r =)( Ukur kecepatan orbit v pada radius r yang berbeda-beda Pengukuran kecepatan: Spektroskopi + Pergeseran Doppler
  9. 9. λ∆∝v
  10. 10. Kurva rotasi galaksi datar Juga berlaku untuk Galaksi kita
  11. 11. G vr Mr 2 = Ingat Kurva rotasi datar, v ≈ konstan, sehingga rMr ∝ Mass meningkat dengan radius Kebanyakan massa ada di sini. Tetapi hampir tidak ada cahaya di sini !
  12. 12. Kemungkinan penjelasan: ⇒ Gravitasi tidak mengikuti hukum Newton (hukum invers kuadrat) pada skala besar (MOND) ⇒ Galaksi2 dilingkupi awan besar yang - dark matter - yang tidak terlihat dan tidak terdeteksi Pengamatan
  13. 13. Definisi: Dark matter adalah materi yang tidak luminous, yang (saat ini) tidak dapat dideteksi secara langsung dengan mengamati radiasi atau absorbsi electromagnetik (cahaya tampak, UV, infra merah, x-ray), tapi yang keberadaannya diindikasikan oleh efek gravitasinya. Not Dark MatterDark Matter
  14. 14. M(<r) = M(stars, gas) + M(Dark Matter) ∝ r “luminous matter”, mendominasi kurva rotasi pada r kecil mendominasi pada r besar, sampai 10x rluminous Dark Matter adalah bentuk materi yang DOMINAN pada galaksi2, juga pada galaksi eliptik.
  15. 15. Kontribusi dark halo menghasilkan kurva rotasi yang flat
  16. 16. Ukuran cluster galaksi: 1000-3000 kpc, 10-30x lebih besar dari ukuran sebuah galaksi Resep: 1.Ukur massa gravitasi total 2.Ukur massa luminous 3.Bandingkan keduanya Dark matter di cluster galaksi
  17. 17. Fritz Zwicky Penemuan dark matter di cluster galaksi oleh Fritz Zwicky •Tahun 1930-an Zwicky mengukur kecepatan orbit galaksi2 mengelilingi coma cluster •Mengaplikasikan hukum Kepler untuk menghitung massa cluster •Menemukan massa gravitasi yang sangat besar tapi relatif sedikit massa luminous. Hanya 2-6% dari massa total berupa galaksi2. Coma cluster
  18. 18. • Terlalu aneh untuk tahun 1930-an, jadi diabaikan dan hanya dianggap sebagai problem yang tidak terpecahkan. Tidak siap untuk perubahan paradigma!
  19. 19. Perubahan besar dengan adanya studi sinar-X untuk cluster galaksi pada tahun 1970-an Clusters berisi gas panas (108K) yang massanya ≈ 5x massa galaksi Tetapi tambahan kontribusi ini masih tidak cukup untuk memenuhi “missing mass”. Ungu: gas; putih:
  20. 20. Hal serupa dijumpai pada studi cluster2 galaksi yang lain. Secara umum 80 – 85% materi dalam cluster galaksi berupa dark matter
  21. 21. Besarnya massa menentukan nasib akhir alam semesta kita Hal ini tergantung pada apa yang disebut kerapatan kritis (critical density) Ω<1 Ω=1 Ω>1 HubbleparameterH; 8 3 2 == G H c π ρ cρ ρ =Ω Rasio kerapatan sebenarnya dan kerapatan kritis disebut sebagai parameter Omega. Dark matter pada skala kosmologi
  22. 22. Pengukuran anisotropy cosmic microwave background dengan WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) satelit bersama pengamatan astronomis lain memberikan nilai densitas total Ω untuk saat ini: Kontribusi terhadap Ω total diberikan oleh: 02.002.1 ±≈Ω ΛΩ+Ω+Ω=Ω= mradtot1 Dapat diabaikan saat ini Densitas materi Dark energy?
  23. 23. Hasil berbagai pengamatan: Ωtot=1.02±0.02 Ωm=0.27 ± 0.04 ΩΛ=0.73 ± 0.04 Ωb=0.044 ± 0.004 ⇒ kontribusi baryonic matter Luminous matter (bintang, gas) termasuk baryon. Tetapi nonbarbm Ω+Ω=Ω 01.0≈Ωlum
  24. 24. Baryonic DM Non-baryonic DM Baryonic & non-baryonic problems
  25. 25. Kandidat untuk baryonic dark matter MACHOS (Massive Astrophysical Compact Halo Objekt) ▪ bola hidrogen (Jupiter like, 0.001-0.1 M ), brown dwarf/katai coklat → Tidak diamati banyak ▪ sisa2 evolusi bintang (white dwarf/katai putih) → disk belum terlalu tua ▪ black hole → bintang2 pada jarak yang cukup aman akan mengelilingi black hole tsb (microlensing) Eksperimen: MACHO, EROS, OGLE
  26. 26. Kandidat untuk non-baryonic dark matter Hot dark matter (HDM) - Neutrino Jika neutrino memiliki massa dalam rentang 10-50 eV, maka jumlah neutrino yang tercipta selama big bang dapat memenuhi seluruh jumlah dark matter di alam semesta TETAPI….
  27. 27. Eksperimen atmospheric neutrino Super-Kamiokande (Tokyo) dengan 50 ribu ton air, detektor diletakkan 1km di bawah gunung Eksperimen osilasi neutrino dan neutrino decay menyarankan massa neutrino < 1 eV Neutrino tidak dapat memberikan kontribusi yang signifikan untuk dark matter. Selain itu hot dark matter yang relativistik (kecepatan mendekati c mencegah pembentukan galaksi2).
  28. 28. Cold dark matter (CDM) - WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) WIMPs: Semua partikel netral yang masif dan berinteraksi lemah yang terbentuk selama big bang. Kandidat favorit untuk WIMP: neutralino, yaitu partikel teringan (20-1000 GeV atau 20-1000 lebih berat dari proton) dan stabil dalam model SUSY (Supersymmetry). Partikel SUSY yang lebih berat tidak stabil dan meluruh. SUSY: tiap partikel memiliki partner photon → photino quark → squark electron → selectron
  29. 29. Jika massa neutralino ~ 100 GeV maka Ω ~ 1. Accelerator LEP di CERN memberikan limit bawah massa neutralino 34 GeV.
  30. 30. Cara mendeteksi WIMPs Deteksi tak langsung (indirect) Mencari produk annihilasi dari neutralino dan anti neutralino, seperti neutrino, gamma-rays, positron dan anti-proton Contoh: satelit EGRET/GLAST mencari flux partikel atau sinar gamma dari daerah2 di mana diharapkan ada akumulasi WIMPs (mis: terperangkap oleh gravitasi inti Matahari). Sejauh ini tidak ditemukan
  31. 31. Deteksi langsung (direct) Prinsip deteksi langsung: Mencari elastic scattering WIMP dengan inti atom-inti atom dalam sebuah detektor Signal: Nuclear recoil (beberapa keV) + produksi partikel muatan atau cahaya
  32. 32. Kendala deteksi langsung Flux WIMPs besar tapi terdapat kendala untuk mendeteksi: Kendala Solusi interaksi dengan materi target sangat jarang (1.0-0.01/kg material detektor/hari) detektor bermassa besar pertukaran energi selama interaksi kecil Threshold (ambang) energi detektor kecil Background events Diskriminasi signal dari background
  33. 33. Cara meminimalisasi background • Menempatkan detektor di laboratorium bawah tanah • Membuat radioaktivitas dalam detektor sekecil mungkin (materi dipilih dengan teliti) • Menggunakan high purity shields (mis: tangki air berisi 200 ton air murni, Pb, Cu, polythene)
  34. 34. Puluhan eksperimen, hanya DAMA melaporkan mendeteksi WIMPs berupa annual modulation Total exposure: 107731 kgd
  35. 35. Exclusion Plot DAMA CDMS SUF EDELWEISS CDMS Soudan Sayangnya DAMA evidence tidak didukung oleh hasil eksperimen lain
  36. 36. Kesimpulan • Dark matter ada! • Mayoritas dark matter non baryonic • Dark matter harus ‘dingin’ (CDM) • Hasil DAMA masih kontroversial untuk dianggap sebagai bukti final • Detektor2 makin baik, sensitivitas perlu ditingkatkan untuk bisa memeriksa daerah yang lebih besar pada exclusion plot.
  37. 37. Jika anda dapat membuktikan keberadaan dark matter, anda pasti akan mendapat hadiah Nobel!
  38. 38. Active Galactic Nuclei & Quasar
  39. 39. Active Galaxy/Active Galactic Nuclei (AGN): Galaksi yang memiliki inti yang aktif (mengemisikan sejumlah besar energi dan/atau variabel). Kemungkinan inti galaksi tsb berupa suatu supermassive black hole (massa 106 – 109 M ). Materi antar bintang, galaksi yang ‘dimakan’ dan bintang yang tersasar yang jatuh ke arah black hole membentuk piringan akresi yang mengemisikan sejumlah besar energi dari infra merah sampai gamma rays. Galaksi ‘normal’ AGN Total energi yang diemisikan=jumlah yang diemisikan bintang2 Energi = bintang2+ekses energi dalam infra merah, radio, UV, dan X-ray
  40. 40. Diagram sebuah active galaxy, menunjukkan komponen2 utama Ground Based dan Hubble Space Telescope image Active Galaxy NGC 4261
  41. 41. Tipe-tipe AGN: • Seyfert • Quasar • Blazar Meskipun tipe2 ini kelihatan sangat berbeda, kemungkinan mereka adalah obyek sejenis yang terlihat dari arah yang berbeda
  42. 42. • Seyfert - Galaksi2 Seyfert merupakan low-energy gamma sources (sampai sekitar 100 keV) - Yang pertama ditemukan adalah NGC 4151 (oleh Carl Seyfert (1940)), sebuah galaksi spiral berjarak 15 Mpc dari kita. • Quasar - Pada tahun 1960-an, beberapa sumber radio, kelihatan berasosiasi dengan ‘bintang’ sehingga disebut quasi-stellar radio sources atau quasars. - Tetapi obyek2 ini memiliki spektra mirip inti galaksi Seyfert. Ternyata obyek2 ini adalah Seyferts dan galaksi radio yang intinya lebih terang 10-1000 dari seluruh bintang2nya. Luminositasnya dapat mencapai 1012 L. - Tidak seperti Seyfert, quasar dideteksi pada energi tinggi, biasanya 100MeV atau lebih (bahkan GeV atau TeV).
  43. 43. • Dipercaya bahwa galaksi Seyfert dan quasar pada dasarnya adalah tipe obyek yang sama, hanya dilihat pada arah yang berbeda. • Observasi AGN pada panjang gelombang radio sering menunjukkan jet, yaitu pancaran partikel yang keluar dari pusat. Partikel2 bermuatan dipercepat hingga mendekati kecepatan cahaya dalam jet ini. • Quasar diamati dengan jet mengarah ke kita, yang memungkinkan kita untuk melihat radiasi energi tinggi. Pada Seyfert kita melihat dari sisi dan tidak melihat radiasi energi tinggi yang keluar dalam jet ke arah kita.
  44. 44. Daerah di langit yang memuat quasar PKS 0528+134, ditunjukkan pada Dua saat yang berbeda menggunakan instrumen EGRET instrument pada Compton Gamma Ray Observatory.
  45. 45. • Blazar - mirip (salah satu relativistic jetnya mengarah ke Bumi) tapi tidak seterang quasar. - Di antara tipe-tipe AGN, blazar mengemisikan energi pada daerah frekuensi yang paling lebar (radio sampai gamma ray). - Emisi blazar pada daerah visual dan gamma ray berubah- ubah (variabel) dengan skala waktu menit – hari. Dari pergeseran Doppler diketahui bahwa di antara tipe-tipe AGN quasar terletak paling jauh dan Seyfert paling dekat

×